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Aceleración cósmica y energía oscura

1) Qué se midió.

2) La interpretación de las observaciones en términos de energía oscura.

3) Interpretaciones alternativas.

Consideramos un objeto a distancia (coordenada) r. La luz que recibimos hoy (a(hoy) =1) fue emitida en el instante te. El corrimiento al rojo

etaz

11

Determinación de la composición del Universo a partir del Diagrama de Hubble.

La luminosidad aparente es

221

1

rzl

La distancia luminosa

rzdL 1

La magnitud

251

5 10

Mpcd

LogMm L

Para determinar la relación entre r y z hace falta saber el valor de la constante de Hubble H(t) en cada momento entre te y hoy.

z

zHdz

cr0

(espacio plano)

z

cc zH

dzHSinh

Hc

r0

00

(espacio abierto)

Según la teoría de la Relatividad, H(t) está definida por la densidad de energía

2

2

38

cG

H

G es la constante de Newton.

La densidad de energía es la suma de las contribuciones de la materia ordinaria, radiación, energía oscura y curvatura espacial.

crm

Cada componente varía de una manera característica

hoy1 3mm zt

hoy t

hoy1 4rr zt

hoy1 2cc zt

hoyhoy mr

Se define la densidad crítica

hoycrmcr -330 cmg10cr

y para cada forma de energía

cr

XX

Por definición

1 rcm

Podemos determinar las abundancias relativas de materia, radiación, curvatura y energía oscura si podemos medir la relación entre magnitud aparente y corrimiento al rojo mas allá del régimen lineal.

Para eso es necesario un conjunto de velas standard que abarquen las distancias requeridas

Supernovae como Velas Standard

Estrellas muy masivas estallan y se vuelven muy luminosas - tan brillantes como todas las otras estrellas en su galaxia juntas.

Se las puede ver a distancias inmensas.

Su brillo aumenta rápidamente y se apaga lentamente, produciendo una curva de luminosidad.

Se pueden calibrar algunas características de esta curva, produciendo un indicador de distancia.

Supernovae tipo Ia

• Enana blanca absorbiendo masa de su compañera en un sistema binario.

• Se acerca al límite de Chandrasekhar.

Supernovae tipo Ia

• Enana blanca absorbiendo masa de su compañera en un sistema binario.

• Se acerca al límite de Chandrasekhar.• Son lo bastante brillantes y homogéneas como para servir

como indicadores de distancia• El análisis de las curvas de luminosidad muestra una relación

empírica entre el ancho de la curva y la luminosidad máxima• Las supernovae más brillantes declinan más lentamente que

las más débiles.

Estandarización

• Se han desarrollado métodos empíricos para corregir la dispersión observada.

5.19 VB MM

Los datos

m

z

Los datos

m

z

Los datos

m

z

Primer caso: 1m

m

z

Primer caso: 1m

m

z

Segundo caso: 1c

m

z

Segundo caso: 1c

m

z

Segundo caso: 1vs1 mc

m

z

La sorpresa: 1

m

z

1vs1 m

m

z

1vs1 c

m

z

¿Podemos creer en este resultado?

¿Cuáles son las alternativas?

¿Un error en el experimento?

Muy difícil. Las mismas observaciones fueron hechas por dos equipos independientes, llegando exactamente a los mismos resultados.

¿Podemos creer en este resultado?

¿Un error en la interpretación del experimento?

Esto es más delicado. Por ejemplo, podría haber problemas en la determinación de distancias, o alguna característica relevante del medio intergaláctico que no estemos teniendo en cuenta.

Más datos

7.,3. m

0,3. m z

¿Podemos creer en este resultado?

¿Se conoce otra evidencia de la presencia de energía oscura?

Indirectamente, sí. Las observaciones de la radiación cósmica de fondo indican que la suma de las formas de energía en el Universo explican sólo el 30% del total. El resto sería energía oscura.

Fuentes:

http://www.iafe.uba.ar/astronomia/mirabel/mirabel.htm

http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/hframe.html

http://www.mso.anu.edu.au/˜pfrancis/astr1001/

http://www.aip.de/People/Msteinmetz/classes/Cosmology_201

http://cfa-www.harvard.edu/cfa/oir/Research/supernova/HighZ.html

http://www-supernova.lbl.gov